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¡Las Galaxias! ¡La Entropía! ¡El Universo! ¡La Vida!

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo dinámico    ~    Comentarios Comments (15)

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La Vía Láctea (como otras galaxias espirales) es una zona de reducción de entropía…,  así se deduce de varios estudios realizados  y  se puede argumentar que,  las galaxias deben ser consideradas, por su dinámica muy especial, como sistemas vivos. En planteamiento más prudente se señala que el test de Lovelock constituye lo que se llama una condición “necesaria, pero no suficiente” para la existencia de vida. Si un sistema se encuentra en equilibrio termodinámico -si no supera el test de Lovelock-, podemos tener la seguridad de que está muerto. Si está vivo, debe producir una reducción de la entropía y superar dicho test.

Pero un sistema podría producir emtropía negativa sin estar vivo, como en el caso de contracción por efecto de la gravedad que hemos comentado a lo largo de otros trabajos. Desde este punto de vista, no hay frontera claramente definida entre los objetos vivos y la materia “inerte”. Yo, por mi parte creo que, la materia nunca es inerte y, en cada momento, simplemente ocupa la fase que le ha tocado representar en ese punto del espacio y del tiempo.

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                                                                                James y Sandy Lovelock

El mero hecho de que la frontera entre la vida y la ausencia de vida sea difuso, y que el lugar en el que haya que trazar la línea sea un tema de discusión, es, sin embargo, un descubrimiento importante. Contribuye a dejar claro que en relación con la vida no hay nada insólito en el contexto del modo en que funciona el Universo.

Como ya hemos visto en las explicaciones de otros trabajos expuestos aquí, es natural que los sistemas simples se organicen en redes al borde del caos y, una vez que lo hacen, es natural que la vida surja allí donde hay  “una pequeña charca caliente” que sea adecuada para ello. Esto es parte de un proceso más o menos continuo, sin que haya un salto repentino en el que comience la vida. Desde ese punto de vista,  lo más importante que la ciencia podría lograr sería el descubrimiento de, al menos, otro planeta en el que haya surgido la vida.

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                                                          ¡La vida! podría estar presente… ¡ en tantos lugares…!

Gracias a la teoría de Lovelock sobre la naturaleza de la vida estamos a punto de poder conseguirlo, y es posible que antes de los próximos 50 años se lance al espacio un telescopio capaz de encontrar planetas con sistemas como el de Gaia, nuestra Tierra.Aunque hemos descubierto muchos planetas extrasolares, y, algunos de ellos es muy similar a nuestra “casa”, nos queda esa confirmación final de las condiciones ideales.

Resultado de imagen de Descubierto un planeta como la Tierra

Hay dos etapas del descubrimiento de estas otras Gaias. En primer lugar debemos ser capaces de detectar otros planetas del tamaño de la Tierra que describan órbitas alrededor de otras estrellas; luego tenemos que analizar la atmósfera de esos planetas para buscar pruebas de que los procesos de reducción de la entropía están en marcha. Los primeros planetas “extrasolares” se detectaron utilizando técnicas Doppler, que ponían de manifiesto unos cambios pequeñísimos en el movimiento de las estrellas alrededor de las cuales orbitaban dichos planetas. Este efecto, que lleva el nombre del físico del siglo XIX Christian Doppler, modifica la posición de las líneas en el espectro de la luz de un objeto, desplazándolas en una cantidad que depende de lo rápido que el objeto se mueva con respecto al observador.

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Zonas habitables, los astrónomos han ignorado las enanas blancasen su búsqueda de exoplanetas. Esto puede haber sido un error, de acuerdo con un nuevo estudio de zonas habitables en enanas blancas. Aunque los agujeros negrosy las estrellas de neutronescaptan toda la atención como destinos finales de las estrellas, la mayor parte nunca llegarán a ese extremo. Aproximadamente el 97 por ciento de las estrellas de nuestra galaxia no son lo bastante masivas para acabar en ninguna de esas dos opciones.

En lugar de eso, los astrónomos creen que terminarán sus vidas como enanas blancas, densos y calientes trozos de materia inerte en los que las reacciones nucleares terminaron hace mucho. Estas estrellas tienen aproximadamente el tamaño de la Tierra y se mantienen en contra del colapso gravitatorio mediante el Principio de Exclusión de pauli, el cual evita que los electrones ocupen el mismo estado al mismo tiempo. Pero, a todo esto, hay que pensar en el tirón gravitatoria que una de estas estrellas podría incidir sobre cualquier planeta.

Para hacernos una idea de lo que es este tipo de observaciones, pensemos que el tirón gravitatorio que  Júpiter  ejerce sobre el Sol produce en éste un cambio de velocidad de unos 12,5 metros por segundo, y lo desplaza (con respecto al centro de masa del Sisterma solar) a una distancia de 800.000 kilómetros, más de la mitad del diámetro de este astro, cuando el Sol y Júpiter orbitan en torno a sus recíprocos centros de masa. La velocidad de este movimiento es comparable a la de un corredor olímpico de 100 metros lisos y, para un observador situado fuera del Sistema solar, esto, por el efecto Doppler, produce un pequeñísimo desplazamiento de vaiven en la posición exacta de las líneas del espectro de luz emitida por el Sol.

Se trata del tipo de desplazamiento que se ha detectado en la luz a partir de los datos de algunas estrellas de nuestro entorno, y demuestra que en torno a ellas orbitan cuerpos celestes similares a Júpiter. Como ilustración diremos que la Tïerra induce en el Sol, mientras orbita alrededor de él, un cambio de velocidad de tan sólo 1 metro por segundo (la velocidad de un agradable paseo), y desplaza al Sol unicamente 450 kilómetros, con respecto al centro de masa del Sistema solar. No se dispone aún de la tecnología necesaria para medir un efecto tan pequeño a distancias tales como las de nuestras estrellas, y, pensemos que, la más cercana (Alfa Centauri), está situada a 4,3 a.l. de la Tierra, esta es la razón por la cual no se han detectado aún planetas similares a la Tierra.

                                                                                Sistema Alfa Centauri

Hay otras técnicas que podrían servir para identificar planetas más pequeños. Si el planeta pasa directamente por delante de su estrella (una ocultación o un tránsito), se produce un empalidecimiento regular de la luz procedente de dicha estrella. Según las estadísticas, dado que las órbitas de los planetas extrasolares podrían estar inclinadas en cualquier dirección con respecto a nuestra posición, sólo el 1 por ciento de estos planetas estará en órbitas tales que podríamos ver ocultaciones y, en cualquier caso, cada tránsito dura sólo unas pocas horas (una vez al año para un planeta que tenga una órbita como la de la Tierra; una vez cada once años para uno cuya órbita sea como la de Júpiter.

 Cuando los humanos miramos al espacio y pensamos en sus increíbles distancias, es inevitable imaginar que sería posible encontrar algún sitio como nuestra casa. No sería lógico creer que sólo en la Tierra se han dado las condiciones para la vida. En nuestra misma Galaxia, planetas como la Tierra los hay a miles o cientos de miles.


Existen, sin embargo, proyectos que mediante el sistema de lanzar satélites al espacio que controlaran el movimiento (cada uno de ellos) de un gran número de estrellas con el fin de buscar esas ocultaciones. Si se estudian 100.000 estrellas, y 1.000 de ellas muestran tránsitos, la estadística resultyante implicaría que practicamente

toda estrella similar al Sol está acompañada por planetas. Sin embargo, aunque todas las búsquerdas de este tipo son de un valor inestimable, la técnica Doppler es la que, de momento, se puede aplicar de manera más general a la búsqueda de planetas similares a la Tierra. De cualquier manera, independientemente de los planetas de este tipo que se descubran, lo que está claro es que, de momento, carecemos de la tecnología necesaria para dicha búsqueda.

Resultado de imagen de La mejor perspectiva que tenemos en el momento inmediato, es la que nos ofrece el satélite de la NASA llamado SIM (Space Interforometry Mission)

La mejor perspectiva que tenemos en el momento inmediato, es la que nos ofrece el satélite de la NASA llamado SIM (Space Interforometry Mission) que mediante la técnica de interferometría (combinar los datos de varios telescopios pequeños para imitar la capacidad de observación de un telescopio mucho mayor) ver y medir la posición de las estrellas con la exactituid necesaria para descubrir las oscilaciones que delaten la presencvia de planetas como la Tierra que describen orbitas alrededor de cualquiera de las 200 estrellas más cercanas al Sol, así como por cualquiera de los planetas similares a Júpiter hasta una distancia del Sol que podría llegar hasta los 3.000 años luz.

Hacia el final de la década presente (si todo va bien), la Agencia Espacial Europea lanzará un satélite cuyo nombre será GAIA y que tendrá como misión principal, no precisamente buscar otras Gaias, sino trazar un mapa con las posiciones de los mil millones de objetos celestes más brillantes. Dado que GAIA tendrá que observar tantas estrellas, no mirará cada una muchas veces ni durante mucho tiempo, por lo que no podría detectar las oscilaciones ocasionadas por planetas similares a la Tierra; pero si podría detectar planetas del tamaño de Júpiter y, si estos planetas son tan abundantes como parece indicar los datos obtenidos hasta ahora, no es descabellado pensar que, puedan estar acompañados, como en nuestro propio Sistema solar, por otros planetas más pequeños.

En las grandes alturas naturales están situados los telescopios

Fotografía cedida del observatorio astronómico de Paranal, cerca del lugar donde se levanta el imponente cerro que en… medio del árido desierto de Atacama, allí donde la existencia parece una quimera, se levanta el imponente cerro que en la próxima década albergará el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, E-ELT, el mayor ojo que desde la Tierra rastreará el Universo en busca de vida en otros mundos.
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Dentro de los próximos 10 años, deberíamos tener localizados decenas de miles de sistemas planetarios extrasolares en las zonas de la Vía Láctea próxima a nosotros. Sin embargo, seguiría tratándose de observaciones indirectas y, para captar los espectros de algunos de esos planetas, se necesita dar un salto más en nuestra actual tecnológía que, como he dicho, resulta indificiente para realizar ciertas investigaciones que requieren y exigen mucha más precisión.

Los nuevos proyectos y las nuevas generaciones de sofisticados aparatos de alta precisión y de IA avanzada, nos traerán, en los próximos 50 años, muchas alegrías y sorpresas que ahora, ni podemos imaginar.

Cambiemos de tema: ¿Qué es una partícula virtual?

                           Diagrama de Feynmann.

No pocas veces hemos dicho que, en una partícula virtual las relaciones que normalmente existen entre las magnitudes físicas de cualquier partícula no tienen por qué cumplirse. En particular, nos interesan dos magnitudes, que seguro que conocéis de sobras: energía y momento.

Por partícula-antipartícula que aparece de la “nada” y luego se aniquila rápidamente sin liberar energía.  Las partículas virtuales pueblan la totalidad del espacio en enormes cantidades, aunque no pueden ser observadas directamente.

Resultado de imagen de Partículas virtuales

                 Rejilla de partículas virtuales

En estos procesos no se viola el principio de conservación de la masa y la energía siempre que las partículas virtuales aparezcan y desaparezcan lo suficientemente rápido como para que el cambio de masa o energía no pueda ser detectado.  No obstante, si los miembros de una partícula virtual se alejan demasiado como para volverse a juntar, pueden convertirse en partículas reales, según ocurre en la radiación Hawking de un agujero negro; la energía requerida para hacer a las partículas reales es extraída del agujero negro.

 

En el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) a  las 14:22 del dia 23 de Noviembre del 2009, el detector ATLAS registro la primera colision de protones en el LHC, seguido del detector CMS, y mas tarde los detectores ALICE y LHCb. Estas primeras colisiones solo son para probar la sincronizacion de las colisiones de haces de protones con cada uno de los detectores, lo cual resultó  con éxito en cada uno de los experimentos y, marca un avance muy alentador hacia la tan esperada etapa (pasada en parte)  de toma de datos donde se pueda buscar la partícula dadora de masas a las demás partículas,  Super Simetria, Dimensiones Extras, y tantas otras cosas mas que surgen de la inmensa imaginación del  intelecto humano.

Es sin duda un momento para recordar, especialmente para aquellos que han invertido parte de su vida en un proyecto tan grande e importante como este con la esperanza de alcanzar el conocimiento sobre la materia, la Naturaleza y el Universo mismo que, nunca pudimos soñar.

Resultado de imagen de ALICE en el LHC
Muchas han sido, aparte del coste económico, las ilusiones y noches sin dormir, de muchos científicos empeñados en este magno proyecto que, como todos esperamos, nos podría llevar hasta otra “dimensión” de la física del mundo. Ahí podrían residir muchas de las respuestas no contestadas hasta el momento. Veremos a ver que nos trae el LHC en su nueva etapa cuando de nuevo se ponga en marcha y utilice algo más que los 14 TeV que hicieron falta para busgar el Bosón de Higgs.
Sabemos que “la materia puede convertirse en energía pero no sabemos cómo ocurre y sabemos que 1 milmillonésima de segundo después del Bing Bang la materia no existía en forma de protones y electrones sino en un estado completamente diferente también sabemos la gravedad era sumamente importante en ese evento pero no sabemos cómo funcionaba exactamente, tal vez la realidad exterior se parezca mucho a la ciencia ficción, así el LHC es como una nave espacial adentrándose hacia lo desconocido, buscando respuestas a todas estas cuestiones, para esto se realizan 4 grandes experimentos denominados ATLAS, ALICE, CMS, LHCb para ello se han construido 4 detectores gigantes a lo largo del anillo del LHC que capturan el instante de la colisión de las partículas y que son utilizada para avanzar en la comprensión de los misterios del Universo” aclara Brian Cox, profesor de la Royal Society de la Universidad de Manchester y partícipe del programa ATLAS del CERN, en el documental del LHC del CERN.

Pero, continuémos con la virtualidad de las partículas. La vida media de una partícula virtual aumenta a medida que disminuye la masa o energía involucrada.   Así pues, un electrón y un positrón pueden existir durante unos 4×10-21 s, aunque un par de fotones de radio con longitud de onda de 300.000 km pueden vivir hasta un segundo.

En realidad, lo que llamamos espacio vacío, está rebosante de partículas virtuales que bullen en esa “nada” para surgir y desaparecer continuamente en millonésimas de segundo.  ¡los misterios del Universo!

                                                 Era de Planck


En la teoría del Big Bang, fugaz periodo de tiempo entre el propio Big Bang y el llamado Tiempo de Planck, cuando el Universo tenía 10-43 segundo de edad y la temperatura era de 1034 k.

Durante este periodo, se piensa que los efectos de la Gravitación cuántica fueron dominantes.  La comprensión teórica de esta fase es virtualmente inexistente.

Plasma.

El plasma forma las estrellas y otros objetos estelares que podemos ver, es la mayor concentraci´çon de materia del univeros visible. Según algunos el cuarto estado de la materia que consiste en electrones y otras partículas subatómicas sin ninguna estructura de un orden superior a la de los núcleos atómicos.

Se trata de un Gas altamente ionizado en el que el número de electrones libres es aproximadamente igual al número de iones positivos.  Como dije antes, a veces descrito como el cuarto estado de la materia, las plasmas aparecen en el espacio interestelar, en las atmósferas de las estrellas (incluyendo el Sol), en tubos de descarga y en reactores nucleares experimentales.

             El plasma está bien presente en todos los remanentes de supernovas

Debido a que las partículas en un plasma están cargadas, su comportamiento difiere en algunos aspectos a un gas.  Los plasmas pueden ser creados en un laboratorio calentando un gas a baja presión hasta que la energía cinética media de las partículas del gas sea comparable al potencial de ionización de los átomos o moléculas de gas.  A muy altas temperaturas, del orden de 50.000 K en adelante, las colisiones entre las partículas del gas causan una ionización en cascada de este.  Sin embargo, en algunos casos, como en lámparas fluorescentes, la temperatura permanece muy baja al estar las partículas del plasma continuamente colisionando con las paredes del recipiente, causando enfriamiento y recombinación.  En esos casos la ionización es solo parcial y requiere un mayor aporte de energía.

En los reactores termonucleares, es posible mantener una enorme temperatura del plasma confinándolo lejos de las paredes del contenedor usando campos electromagnéticos.

El estudio de los plasmas se conoce como física de plasmas y, en el futuro, dará muy buenos beneficios utilizando en nuevas tecnologías como la nanotecnología que se nos viene encima y será el asombro del mundo.

Pluralidad de mundos.

Muchos mundos, como la Tierra, estarán situados en la zona habitable de sus estrellas y, el agua líquida, correra por los riachuelos y océanos.  Si eso es así (que lo será), muchos mundos estarán habitados y, algún día lejano en el futuro, podremos saber de ellos con precisión antes de que se produzca el contacto.

Desde tiempos inmemoriales, grandes pensadores de los siglos pasados, dejaron constancia de sus pensamientos y creencia de que, allá arriba, en los cielos, otras estrellas contenían mundos con diversidad de vida, como en el planeta Tierra.  Tales ideas, han acompañado al hombre que, no en pocas oportunidades, fueron tachados de locos.

Hoy, con los conocimientos que poseemos, lo que sería una locura es precisamente pensar lo contrario.  ¡que estamos solos!

La Vía Lactea (una sola Galaxia de los cientos de miles de millones que pueblan el Universo), tiene más de 100.000 millones de estrellas.  Miles de millones de Sistemas Solares.  Cientos de miles de millones de planetas.  Muchos miles y miles de estrellas como el Sol de tamaño mediano, amarillas de tipo G.

¿Cómo podemos pensar que solo el planeta Tierra alberga vida?

                               Protogalaxia.

Galaxia en proceso de formación.  A pesar de la enorme técnica y sofisticación de los aparatos con que contamos para la observación del cosmos, no se ha podido encontrar ninguna protogalaxia cercana, lo cual indica que todas o la mayoría de las galaxias se formaron hace mucho tiempo. Por otra parte, los cientificos pensaban que no existía nada mas pequeño que un protón. En 1968 se escubrieron nuevas particulas dentro del protón, las cuales fueron llamadas quarks. Existen tres quarks dentro de cada protón, estos quarks se mantienen unidos entre sí mediante otras partículas llamadas gluones.

 

                                   Protón.

Partícula masiva del Grupo o familia de los Hadrones que se clasifica como Barión.  Esta hecho por dos quarks up y un quark down y es, consecuentemente una partícula masiva con 938,3 MeV, algo menos que la del neutron.  Su carga es positiva y su lugar está en el núcleo de los átomos, por lo que se les llama de manera genérica con los neutrones con la denominación de nucleones.

Este diagrama esquemático de un púlsar ilustra las líneas de campo magnético en blanco, el eje de rotación en verde y los dos chorros polares de radiación en azul. Un Pulsar es…  Una fuente de radio desde la que se recibe un tren de pulsos altamente regular.  Ha sido catalogado más de 600 púlsares desde que se descubriera el primero en 1.976.  Los púlsares son estrellas de neutrones en rápida rotación, con un diámetro de 20-30 km.  Las estrellas se hallan altamente magnetizadas (alrededor de 108 teslas), con el eje magnético inclinado con respecto, al eje de rotación.  La emisión de radio se cree que surge por la aceleración de partículas cargadas por encima de los polos magnéticos. A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a un faro.

Los periodos de los pulsos son típicamente de 1 s., pero varían desde los 1’56 ms (púlsares de milisegundo) hasta los cuatro con tres s. Estos periodos rotacionales van decreciendo a medida que la estrella pierde energía rotacional, aunque unos pocos púlsares jóvenes son propensos a súbitas perturbaciones conocidas como ráfagas.

PSR B1257+12

Las medidas precisas de tiempos en los púlsares han revelado la existencia de púlsares binarios, y un púlsar, PSR 1257+12, se ha demostrado que está acompañado de objetos de masa planetaria.  Han sido detectado objetos ópticos (destellos) procedentes de unos pocos púlsares, notablemente los púlsares del Cangrejo y Vela.

Se crean en explosiones de supernovas de estrellas supergigantes y otros a partir de enanas blancas, se piensa que puedan existir cien mil en la Vía Láctea.

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                                                                                     Quasars

Objeto con un alto desplazamiento al rojo y con apariencia de estrella, aunque es probablemente el núcleo activo muy luminoso de una galaxia muy distante. El nombre es una contracción del ingles quasi stellar, debido a su apariencia estelar. Los primeros quasars descubiertos eran intensos fuentes de radio. Debido a las grandes distancias indicadas por el desplazamiento al rojo del núcleo debe ser hasta 100 veces más brillante que la totalidad de una galaxia normal.  Además algunos quasars varían en brillo en una escala de tiempo de semanas, indicando que esta inmensa cantidad de energía se origina en un volumen de unas pocas semanas-luz de longitud.  La fuente puede, por tanto, ser un disco de acreción alrededor de un agujero negro de 107 o 108 masas solares.

File:Quasar 3C 273.jpg

                      Imagen de 3C273 recogida por el telescopio Hubble

El primer quasar en ser identificado como tal en 1.963 fue la radiofuente 3c 273 con un desplazamiento al rojo de 0,158, siendo todavía el quasar más brillante, óptimamente hablando, observado desde la Tierra, con magnitud 13.  Miles de quasar han sido descubiertos desde entonces.  Algunos tienen desplazamiento al rojo tan grandes como 4,9, implicando que lo vemos tal como eran cuando el Universo tenía sólo una décima parte de la edad actual.

En esta brevísima reseña no puede dejarse constancia de todo lo que se sabe sobre quasars, sin embargo, dejamos los rasgos más sobresalientes para que el lector obtenga un conocimiento básico de estos objetos estelares. Para finalizar la reseña diré que, algunas galaxias aparentemente normales pueden contener remanentes de actividad quasar en sus núcleos, y algunas galaxias Seyfert y galaxias Markarian tienen núcleos que son intrínsecamente tan brillantes como algunos quasars. Existen algunas evidencias de que los quasars aparecen en los núcleos de los espirales, y es esa interacción con una galaxia vecina la que proporciona gas o estrellas al núcleo formado por un agujero negro masivo, alimentando así la emisión del quasar.  Salvo mejor parecer.

                                                        Radiación cósmica de fondo.

Antes, hemos comentado por alguna parte que, se trata de emisión radio de microondas proveniente de todas las direcciones (isotrópica) y que corresponde a una curva de cuerpo negro. Estas propiedades coinciden con las predichas por la teoría del Big Bang, como habiendo sido generada por fotones liberados del Big Bang cuando el Universo tenía menos de un millón de años (Universo bebé) de antigüedad.

La teoría del Big Bang también supone la existencia de radiaciones de fondo de neutrinos y gravitatoria, aunque aun no tenemos los medios para detectarlas.  Sin embargo, los indicios nos confirman que la teoría puede llevar todas las papeletas para que le toque el premio.

Últimamente se ha detectado que la radiación cósmica de fondo no está repartida por igual por todo el Universo, sino que, al contrario de lo que se podía esperar, su reparto es anisotrópico, el reparto está relacionado con la clase de materia que produjo tal radiación, su densidad.  ¡Ya veremos!

De todas lasm maneras, ¿No es una maravilla todo el Universo? El que nosotros, estemos aquí para contarlo así lo testifica.

emilio silvera.

El descubrimiento del siglo

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Ondas gravitacionales    ~    Comentarios Comments (0)

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KIP THORNE, el físico experto en Agujeros Negros que vaticinó el hallazco de las Ondas Gravitacionales y fue también, el impulsor del Programa LIGO para localizarlas.

Reportaje de Prensa

La revista ‘Science’ elige las ondas gravitacionales como el hallazgo más relevante de 2016. La autora de este texto es la jefa del único grupo español en el experimento LIGO

Un científico observa una representación de las ondas gravitacionales durante la presentación del descubrimiento, el 11 de febrero pasado EFE/Julian Stratenschulte / VÍDEO: QUALITY

No me cabe la menor duda que 2016 será un año que difícilmente olvidaré. Este ha sido un año de grandes avances científicos en muchos campos y de importantes descubrimientos, pero, entre todos ellos, uno ha sido muy especial para mí y mis colaboradores: las primeras observaciones de ondas gravitacionales con LIGO.

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Desde que el pasado 11 de febrero, después de minuciosos análisis, las colaboraciones científicas LIGO y Virgo anunciaran la primera detección directa de ondas gravitacionales y la primera observación de la fusión de un sistema binario de agujeros negros, las desconocidas ondas gravitacionales han acaparado la atención de los medios y de la mayoría de los más prestigiosos premios internacionales. Esto no es de extrañar, ya que estas primeras detecciones directas de ondas gravitacionales han sido sin duda uno de los logros científicos más importantes del siglo, no solo porque han servido para validar uno de los pilares de la física moderna, la teoría de la relatividad general, precisamente en su centenario, sino también porque se abre una nueva ventana desde la que observar al Universo, con el potencial de descubrir sistemas astronómicos ahora inimaginables.

Resultado de imagen de Programa LIGO de Ondas Gravitacionales

                                                                    Programa LIGO

Resultado de imagen de Programa VIRGO de ondas gravitacionales

¿Qué duda nos puede caber? Ha sido un gran paso para conocer de manera diferente el Universo

Estas primeras detecciones directas de ondas gravitacionales han servido para validar uno de los pilares de la física moderna, la teoría de la relatividad general, y también se abre una nueva ventana desde la que observar al Universo

 

 

Personalmente, después de haber dedicado 20 años de mi carrera a la caracterización de los instrumentos, al desarrollo de algoritmos específicos para poder extraer minúsculas señales del ruido y al estudio del potencial científico de distintos detectores, este descubrimiento me ha llenado de una gran satisfacción.

La historia de los detectores de ondas gravitacionales se remonta a los años 60. Aún así la búsqueda de ondas gravitacionales no ha hecho más que empezar. En los próximos años, a medida que los detectores avanzados LIGO y Virgo se acerquen a su sensibilidad de diseño, observaremos de forma regular algunos de los fenómenos más energéticos y violentos del universo. Lo que será decisivo en el avance de la física fundamental, astrofísica y cosmología, permitiéndonos explorar importantes cuestiones, como por ejemplo cómo se forman los agujeros negros, si la relatividad general es la descripción correcta de la gravedad, o cómo se comporta la materia bajo condiciones extremas. En un futuro, nuevas generaciones de detectores permitirán hacer astronomía de alta precisión, como por ejemplo el detector europeo “Einstein Telescope” o el observatorio de la Agencia Espacial Europea “LISA”, que podrían empezar a operar en la década de los 30.

Resultado de imagen de Programa del Interferómetro  LIGO
Gracias a los desarrollos tecnológicos, los interferómetros LIGO son capaces de operar al borde de los limites fundamentales de la física, siendo los instrumentos ópticos más sensibles jamás construidos. Utilizando luz láser, son capaces de comparar la longitud de sus brazos con una precisión superior a 1/10.000 partes del diámetro de un protón. Nuestro grupo de Relatividad y Gravitación de la Universidad de les Illes Balears está totalmente volcado en el análisis de los datos de estos detectores. También estamos involucrados en el desarrollo y optimización de algoritmos específicos de búsquedas junto con la construcción de catálogos de patrones de ondas gravitacionales, que son imprescindible para estudiar las fusiones de sistemas binarios, como los descubiertos este año.

En estos momentos, los detectores LIGO vuelven a estar operando en modo de observación, aunque su funcionamiento se interrumpirá durante las vacaciones. Todos nosotros estamos ansiosos y preparados para que la naturaleza nos sorprenda de nuevo y poderlo contar. Pero parece claro que este año no habrá ninguna alerta el día de Navidad.

Alicia Sintes es investigadora principal del grupo de la colaboración científica LIGO en la Universitat de les Illes Balears

El Tiempo que transcurre inexorable

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo asombroso    ~    Comentarios Comments (0)

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En la tumba de David Hilbert (1862-1943), en el cementerio de Gotinga (Alemania), dice:

Debemos saber. Sabremos”.

Estoy totalmente de acuerdo con ello. El ser humano está dotado de un resorte interior, algo en su mente que llamamos curiosidad y que nos empuja (sin que en muchas ocasiones pensemos en el enorme esfuerzo y en el alto precio que pagamos) a buscar respuestas, a querer saber el por qué de las cosas, a saber por qué la naturaleza se comporta de una u otra manera y, sobre todo, siempre nos llamó la atención aquellos problemas que nos llevan a buscar nuestro origen en el origen mismo del universo y, como nuestra ambición de saber no tiene límites, antes de saber de dónde venimos, ya nos estamos preguntando hacia dónde vamos. Nuestra osadía no tiene barreras y, desde luego, nuestro pensamiento tampoco las tiene, gracias a lo cual, estamos en un estadio de conocimiento que a principios del siglo XXI, se podría calificar de bastante aceptable para dar el salto hacia objetivos más valiosos.

Es mucho lo que hemos avanzado en los últimos ciento cincuenta años.  El adelanto en todos los campos del saber es enorme. Las matemáticas, la física, la astronomía, la química, la biología genética, y otras muchas disciplinas científicas que, en el último siglo, han dado un cambio radical a nuestras vidas.

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El crecimiento es exponencial; cuanto más sabemos más rápidamente avanzamos. Compramos ordenadores, teléfonos móviles, telescopios y microscopios electrónicos y cualesquiera otros ingenios e instrumentos que, a los pocos meses, se han quedado anticuados, otros nuevos ingenios mucho más avanzados y más pequeños y con muchas más prestaciones vienen a destituirlos.

¿Hasta dónde podremos llegar?

Con el tiempo suficiente por delante… no tenemos límite. Todo lo que la mente humana pueda idear… podrá hacerlo realidad. A excepción, claro está, de las imposibilidades físicas que, en este momento, no tenemos la capacidad intelectual para enumerar. La verdad es que nuestra especie es inmortal. Sí, lo sé, a nivel individual morimos pero…, debemos tener un horizonte más amplio y evaluar una realidad más global y, sobre todo, a más largo plazo. Todos dejamos aquí nuestro granito de arena, lo que conseguimos no se pierde y nuestras antorchas son tomadas por aquellos que nos siguen para continuar el trabajo emprendido, ampliar los conocimientos, perfeccionar nuestros logros y pasar a la fase siguiente.

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Este es un punto de vista que nos hace inmortales e invencibles, nada podrá parar el avance de nuestra especie, a excepción de nuestra especie misma.

Ninguna duda podemos albergar sobre el hecho irrefutable de que venimos de las estrellas* y de que nuestro destino, también está en las estrellas**.

La humanidad necesita más energía para continuar avanzando. Los recursos naturales fósiles, como el petróleo, el gas o el carbón, son cada vez más escasos y difíciles de conseguir. Se ha llegado a un punto en el que se deben conseguir otras energías.

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Dentro de unos treinta años estaremos en el camino correcto. La energía de fusión sería una realidad que estará en plena expansión de un comenzar floreciente. Sin residuos nocivos peligrosos como las radiaciones de la fisión nuclear, la fusión nos dará energía limpia y barata en base a una materia prima muy abundante en el planeta Tierra.

Nuestro Sol fusiona hidrogeno en helio a razón de 4.654.000 toneladas por segundo. De esta enorme cantidad de hidrógeno, 4.650.000 toneladas se convierten en helio. Las 4.000 toneladas restantes son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, energía termonuclear de la que, una parte, llega al planeta Tierra y hace posible la vida.

Resulta pues que el combustible nuclear de las estrellas es el hidrógeno que mediante su fusión hace posible que genere tal enormidad de energía.  Así lleva el Sol unos 4.500 millones de años y se espera que al menos durante un período similar nos esté regalando su luz y su calor.

Diferencias entre Ma...

Pero ¿tenemos hidrógeno en el planeta Tierra para tal empresa de fusión nuclear?

La verdad es que sí. La fuente de suministro de hidrógeno con la que podemos contar es prácticamente inagotable…

¡El agua de los mares y de los océanos!

Todos sabemos que el hidrógeno es el elemento más ligero y abundante del universo. Está presente en el agua y en todos los compuestos orgánicos.  Químicamente, el hidrógeno reacciona con la mayoría de los elementos.  Fue descubierto por Henry Cavendisch en 1.776. El hidrógeno se utiliza en muchos procesos industriales, como la reducción de óxidos minerales, el refinado del petróleo, la producción de hidrocarburos a partir de carbón y la hidrogenación de los aceites vegetales y, actualmente, es un candidato muy firme para su uso potencial en la economía de los combustibles de hidrógeno en la que se usan fuentes primarias distintas a las energías derivadas de combustibles fósiles (por ejemplo, energía nuclear, solar o geotérmica) para producir electricidad, que se emplea en la electrólisis del agua. El hidrógeno formado se almacena como hidrógeno líquido o como hidruros de metal.

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Bueno, tantas explicaciones sólo tienen como objeto hacer notar la enorme importancia del hidrógeno. Es la materia prima del universo, sin él no habría estrellas, no existiría el agua y, lógicamente, tampoco nosotros podríamos estar aquí sin ese preciado elemento.

Cuando dos moléculas de hidrógeno se junta con una de oxígeno (H2O), tenemos el preciado líquido que llamamos agua y sin el cual la vida no sería posible.

Así las cosas, parece lógico pensar que conforme a todo lo antes dicho, los seres humanos deberán fijarse en los procesos naturales (en este caso el Sol y su producción de energía) y, teniendo como tiene a su disposición la materia prima (el hidrógeno de los océanos), procurar investigar y construir las máquinas que sean necesarias para conseguir la fusión, la energía del Sol.

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Esa empresa está ya en marcha y, como he dicho al principio de este comentario, posiblemente en unos treinta años sería una realidad que nos dará nuevas perspectivas para continuar el imparable avance en el que estamos inmersos.

Pero no me gustaría cerrar este comentario sobre la fusión sin contestar a una importante pregunta…

¿Y por qué la fusión?

Porque tiene una serie de ventajas muy significativas en seguridad, funcionamiento, medio ambiente, facilidad en conseguir su materia prima, ausencia de residuos peligrosos, posibilidad de reciclar los escasos residuos que genere, etc.

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Esquema de un reactor nuclear de fusión tipo tokamak, como ITER

  • Los recursos combustibles básicos (deuterio y litio) para la fusión son abundantes y fáciles de obtener.
  • Los residuos son de helio, no radiactivos.
  • El combustible intermedio, tritio, se produce del litio.
  • Las centrales eléctricas de fusión no estarán expuestas a peligrosos accidentes como las centrales nucleares de fisión.
  • Con una elección adecuada de los materiales para el propio dispositivo de fusión, sus residuos no serán ninguna carga para las generaciones futuras.
  • La fuente de energía de fusión es sostenible, inagotable e independiente de las condiciones climáticas.

 

 

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Para producir la energía de fusión sólo tenemos que copiar lo que hace el Sol. Tenemos que hacer chocar átomos ligeros de hidrógeno para que se fusionen entre sí a una temperatura de 15 millones de grados Celsius, lo que, en condiciones de altas presiones (como ocurre en el núcleo del Sol) produce enormes energías según la formula E = mc2 que nos legó Einstein demostrando la igualdad de la masa y la energía.

Ese estado de la materia que se consigue a tan altas temperaturas, es el plasma, y sólo en ese estado se puede conseguir la fusión.

Aunque en Europa la aventura ya ha comenzado, y para ello se han unido los esfuerzos económicos de varias naciones, la empresa de dominar la fusión no es nada fácil, pero…, démosle…

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Siempre será la Naturaleza la que nops indique el camino a seguir. En las estrellas se “fabrican” los elementos mediante la fusión nuclear, los elementos sencillos se han cada vez más complejos a medida que avanza el proceso y, finalmente, son las explosiones supernovas las que nos traen los elementos más complejos como el Uranio, el nº 92 de la Tabla Periódica.

¡TIEMPO!

Sí, es el tiempo el factor que juega a nuestro favor para conseguir nuestros logros más difíciles, para poder responder preguntas de las que hoy no tenemos respuesta, y es precisamente la sabiduría que adquirimos con el paso del tiempo la que nos posibilita para hacer nuevas preguntas, más profundas que las anteriores y que antes, por ignorancia, no podríamos hacer.  Cada nuevo conocimiento nos abre una puerta que nos invita a entrar en una nueva región donde encontramos otras puertas cerradas que tendremos que abrir para continuar nuestro camino. Sin embargo, hasta ahora, con el “tiempo” suficiente para ello, hemos podido franquearlas hasta llegar al momento presente en el que estamos ante puertas cerradas con letreros en los que se puede leer: fusión, teoría M, viajes espaciales tripulados, nuevas formas de materia, el gravitón, la partícula de Higgs, las ondas de energía de los agujeros negros, hiperespacio, otros universos, materia oscura, y otras dimensiones.

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       Siempre estaremos delante de puertas cerradas

Todas esas puertas y muchas más nos quedan por abrir. Además, tenemos ante nuestras narices puertas cerradas que llevan puesto el nombre de: genética, nanotecnología, nuevos fármacos, alargamiento de la vida media, y  muchas más en otras ramas de la ciencia y del saber humano.

Aunque es mucho lo que se ha especulado sobre el tema, en realidad, el tiempo sólo transcurre (que sepamos) en una dirección, hacia delante. Nunca ha ocurrido que unos hechos, que unos sucesos, se pudieran borrar, ya que para ello habría que volver en el tiempo anterior al suceso para evitar que sucedieran. Está claro que en nuestro universo, el tiempo sólo transcurre hacia lo que llamamos futuro.

Imagen relacionadaResultado de imagen de La rotación de la Tierra disminuye por las fuerzas de mareas

Siempre encontramos las huellas del paso del tiempo, aparecen sutiles efectos que delata el sentido del paso del tiempo, aunque es algo que no se puede ver ni tocar, su paso se deja sentir, lo nuevo lo va convirtiendo en viejo, con su transcurrir, las cosas cambian. La misma Tierra, debido a las fuerzas de marea, con el paso del tiempo va disminuyendo muy lentamente su rotación alrededor de su eje (el día se alarga) y la distancia media entre la Tierra y la Luna crece. El movimiento de un péndulo, con el tiempo disminuye lentamente en su amplitud por las fuerzas de rozamiento. Siempre está presente ese fino efecto delator del sentido del paso del tiempo que va creando entropía destructora de los sistemas que ven desaparecer su energía y cómo el caos lo invade todo.

Nos podríamos hacer tantas preguntas sobre las múltiples vertientes en que se ramifica el tiempo que, seguramente, este libro sería insuficiente para poder contestarlas todas (de muchas no sabríamos la respuesta).

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                                         El Tiempo pasa, o, ¿En realidad pasamos nosotros?

  • ¿Por qué consideramos que el tiempo rige nuestras vidas?
  • ¿Cómo explicarías “qué es el tiempo”?
  • ¿Por qué unas veces te parece que el tiempo “pasa rápido” y otras veces “muy lento”?
  • ¿Crees que el tiempo estaba antes del Big Bang? ¿Por qué?
  • ¿En algún momento se acabará el tiempo?
  • ¿Cómo el ser humano “fue consciente” de la existencia del tiempo?
  • ¿Qué cosa es el tiempo?
  • ¿Por qué no lo vemos ni tocamos pero notamos sus efectos?
  • ¿Por qué la velocidad relativista puede frenar el transcurrir del tiempo?

 

 

Resultado de imagen de Nuestro sistema solar

 

 

En realidad, si nos detenemos a pensar detenidamente y en profundidad en el entorno en que nos encontramos, una colonia de seres insignificantes, pobladores de un insignificante planeta, de un sistema solar dependiente de una estrella mediana, amarilla, del tipo G-2, nada especial y situada en un extremo de un brazo espiral, en la periferia (los suburbios del Sistema Solar) de una de entre miles de millones de galaxias… si pensamos en esa inmensidad, entonces caeremos en la cuenta de que no somos tan importantes, y el tiempo que se nos permite estar aquí es un auténtico regalo. Ese tiempo, corto espacio de tiempo en relación al tiempo cosmológico, es por cierto un espacio suficiente para nacer, crecer, aprender, dejar huella de nuestro paso por este mundo a través de nuestros hijos y a veces (si somos elegidos) por nuestro trabajo, tendremos la oportunidad (casi siempre breve) de ser felices y muchas oportunidades para el sacrificio y el sufrimiento, y así irán pasando nuestras vidas para dejar paso a otras que, al igual que nosotros, continuaran el camino iniciado en aquellas cuevas remotas del pasado, cuando huyendo del frío y de los animales salvajes, nos refugiábamos en las montañas buscando cobijo y calor.


* El material de que estamos hechos se formó hace miles de millones de años en estrellas lejanas que explotaron en supernovas y dejaron el espacio regado de la materia que somos.

** El final del Sol, dentro de 4.000 millones de años, nos obligará a que antes tengamos que emigrar a otros mundos lejanos.

emilio silvera

Las constantes universales y otras maravillas

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Universo misterioso    ~    Comentarios Comments (2)

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Resultado de imagen de Las constantes de la Naturaleza

El problema de si las constantes físicas son constantes se las trae. Aparte del trabalenguas terminológico arrastra tras de sí unas profundas consecuencias …

Estos y otros parámetros de la naturaleza hace que nuestro Universo sea tal como lo podemos ver

Está muy claro que, nuestro “mundo” es como es, debido a una serie de parámetros que poco a poco, hemos ido identificando y hemos denominado Constantes de la Naturaleza. Esta colección de números misteriosos son los culpables, los responsables, de que nuestro universo sea tal como lo conocemos que, a pesar de la concatenación de movimientos caóticamente impredecibles de los átomos y las moléculas, nuestra experiencia es la de un mundo estable y que posee una profunda consistencia y continuidad.

Sí, nosotros también hemos llegado a saber que con el paso del tiempo, aumenta la entropía y las cosas cambian. Sin embargo, algunas cosas no cambian, continúan siempre igual, sin que nada les afecte. Esas, precisamente, son las constantes de la naturaleza que, desde mediados del siglo XIX, comenzó a llamar la atención de físicos como George Johnstone Stoney (1.826 – 1.911, Irlanda).

Resultado de imagen de Las constantes de la Naturaleza y la VidaResultado de imagen de Las constantes de la Naturaleza y la Vida

     Alfa, la constante de estructura fina. … en lo relativo a las constantes de la naturaleza, éstas habrían surgido sin ser invitadas y, como mostraban claramente sus unidades naturales (unidades …

Parece, según todas las trazas, que el universo, nuestro universo, alberga la vida inteligente porque las constantes de la naturaleza son las que aquí están presentes, cualquier ligera variación en alguna de estas constantes habría impedido que surgiera la vida en el planeta que habitamos. El universo con las constantes ligeramente diferentes habría nacido muerto, no se hubieran formado las estrellas ni se habrían unido los quarks para construir nucleones (protones y neutrones) que formaran los núcleos que al ser rodeados por los electrones construyeron los átomos que se juntaron para formar las moléculas y células que unidas dieron lugar a la materia.  Esos universos con las constantes de la naturaleza distintas a las nuestras, estarían privados del potencial y de los elementos necesarios para desarrollar y sostener el tipo de complejidad organizada que nosotros llamamos vida.

Nadie ha sabido responder a la pregunta de si las constantes de la naturaleza son realmente constantes o llegará un momento en que comience su transformación. Hay que tener en cuenta que para nosotros, la escala del tiempo que podríamos considerar muy grande, en la escala de tiempo del universo podría ser ínfima. El universo, por lo que sabemos, tiene 13.500 millones de años. Antes que nosotros, el reinado sobre el planeta correspondía a los dinosaurios, amos y señores durante 150 millones de años, hace ahora de ello 65 millones de años.  Mucho después, hace apenas 2 millones de años, aparecieron nuestros antepasados directos que, después de una serie de cambios evolutivos desembocó en lo que somos hoy.

Durante mucho tiempo, la fuerza de la gravedad hizo que nubes masivas de hidrógeno y helio colapsaran sobre sí mismas. A medida que el gas se iba concentrando, la presión en el centro aumentaba, y con la presión aumentaba también la temperatura.

Cuando la presión y la temperatura fueron lo suficientemente altas comenzaron las reacciones de fusión. En ese momento, hace unos 13.000 millones de años, apenas 1.000 millones de años después del Big Bang, nacieron las primeras ESTRELLAS, estrellas con mayúsculas pues se piensa que eran GIGANTES.

Se cree que las primeras estrellas fueron muy masivas, de al menos unas cien veces la masa de nuestro Sol, y, por tanto, más grandes que las grandes estrellas de las Pléyades.

Había grumos con mayor densidad de materia.

Por efecto de la gravedad, la materia empieza a acumularse donde hay un poco más de materia. Las regiones con mayor densidad atraen a la materia de su alrededor.

Con el paso de cientos de millones de años se van formando estructuras de materia y vacíos.

La gravedad va dando forma a estas estructuras: son los gérmenes de galaxias primitivas detectables hoy en día.

Todo ello pudo suceder como consecuencia de que, 200 millones de años después del Big Bang se formaron las primeras estrellas que, a su vez, dieron lugar a las primeras galaxias.

El material primario del universo fue el hidrógeno, el más sencillo y simple de los elementos que componen la tabla periódica. Hoy día, 13.500 millones de años después, continúa siendo el material más abundante del universo junto al helio.

Para hacer posible el resurgir de la vida, hacían falta materiales mucho más complejos que el hidrógeno; éste era demasiado simple y había que fabricar otros materiales que, como el carbono, el hidrógeno pesado, el nitrógeno, oxígeno, etc, hicieran posible las combinaciones necesarias de materiales diferentes y complejos que, al ser bombardeados por radiación ultravioleta y rayos gammas provenientes del espacio, diera lugar a la primera célula orgánica que sería la semilla de la vida.

¿Quién, entonces, fabricó esos materiales complejos si en el universo no había nadie?

Buena pregunta. Para contestar tengo que exponer aquí algunas características de lo que es una estrella, de cómo se puede formar, como puede ser, y cuál será su destino final. Veamos:

Grandes masas de materia (hidrógeno y Helio) se van agrupando por la Gravedad y más denso en el centro alcanza temperaturas enormes hasta que comienza a brillar como protoestrella, más tarde consiguen la fusión del hidrógeno en Helio y entran en la Secuencia Principal. Desde entonces, el nacimiento y la muerte de las estrellas no han dejado de suceder . Hoy en día podemos ver cómo se forman en distintas nubes de gas, como la de la imagen, situada cerca de la Gran Nube de Magallanes. Ahí se producen las secuencias necesarias para que surjan protoestrellas que se hacen mayores y, en ocasiones tienen consigo sus propios planetas que la orbitan durante miles de millones de años.

Lo que conocemos como estrella es una bola de gas luminosa que, durante una etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El término estrella, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún en formación y no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión nuclear haya comenzado, y también varios tipos de objetos más evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo que a veces tienen hasta años-luz de diámetro.  Las moléculas de polvo, unidas a las de los gases, se rozan y se ionizan, se calientan y la  nube comienza a girar lentamente. El enorme conglomerado, poco a poco se va juntando y la temperatura aumenta. Tal enormidad de materia crea una fuerza gravitatoria que hace contraerse la nube sobre sí misma; su diámetro y su temperatura en el núcleo es tal que se produce la fusión de los protones de hidrógeno que se transforman en un material más complejo, el helio, y ese es el momento en que nace la estrella que, a partir de ahí, puede estar miles de millones de años brillando y produciendo energía termonuclear.

La masa máxima de las estrellas puede rondar las 120 masas solares (salvo excepciones), es decir, ser 120 veces mayor que nuestro Sol, y por encima de este límite sería destruida por la enorme potencia de su propia radiación. La masa mínima para poder ser una estrella se fija en 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de la milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

    De momento no se ha descubierto ninguna

Como he dicho antes, el brillo de las estrellas (la luz y el calor) es el resultado de la conversión de masa en energía (E = mc2), por medio de reacciones nucleares, las enormes temperaturas de millones de grados de su núcleo, hace posible que los protones de los átomos del hidrógeno se fusionen y se conviertan en átomos de helio. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein (arriba reseñada), los siete gramos equivalen a una energía de 6’3 × 1014 julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan la luz y el calor de las estrellas, sino que también producen elementos pesados, más complejos que el hidrógeno y el helio que, posteriormente, son  distribuidos por el universo, cuando al final de la estrella, esta explota en supernova, lanzando sus capas exteriores al espacio que de esta forma, deja “sembrado” de estos materiales el “vacio” estelar.

Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presecuencia principal, secuencia principal*,  gigante, supergigante, enana blanca, estrella de neutrones y agujeros negros.  Estas últimas son la consecuencia del final de sus vidas como tales estrellas, convirtiéndose en objetos estelares de una u otra clase en función de sus masas originales. Estrellas como nuestro Sol, al agotar el combustible nuclear se transforman en gigantes rojas, explotan en novas y finalmente quedan como enanas blancas. Si la masa es mayor serán estrellas de neutrones, y si aún son mayores, su final está en agujeros negros.

Resultado de imagen de Clasificación de las estrellas por el espectro

Otra clasificación es a partir de sus espectros, que indican su temperatura superficial. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad. También evolución estelar y magnitudes aparentes y absolutas y el tipo espectral con la distancia en a. L., es otra de las clasificaciones.

Después de estas clasificaciones genéricas tenemos otras mas particulares y definidas referidas a estrellas binarias, estrellas capullo, con baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja  masa, de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, estrella de la población I extrema, de la población intermedia, de la rama gigante asintótica, estrella de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio y, viceversa, estrella de metales pesados, de neutrones**, estrellas de quarks (hipotética con densidad intermedia entre la estrella de neutrones y el agujero negro), estrella de referencia, de silicio, de tecnecio, de tiempo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estándar, evolucionada, etc.

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La variedad de estrellas es grande y para los estudiosos fascinantes.  Tal diversidad es debida a la evolución que desde su formación tiene cada tipo de estrella en función de su masa y de los gases y polvo cósmico que la forman y los que se crean en su núcleo (horno solar) a miles de millones de grados de temperatura capaces de transformar materiales simples como el hidrógeno hacia una gama más compleja y pesada que, finalmente, mediante la explosión de supernova (más temperatura), arroja al espacio materiales que, a su vez, forman nuevas estrellas de 2ª y 3ª generación con materiales complejos.  La vida en nuestro planeta pudo surgir gracias a que en la Tierra había abundancia de estos materiales creados en las estrellas. Podemos decir, sin temor a equivocarnos que nosotros mismos estamos hechos del  material creado en las estrellas lejanas que posiblemente, hace miles de millones de años explotó en supernova a millones de años luz de nuestro Sistema Solar.

Resultado de imagen de La entropía y el Caos

A lo largo de la exposición anterior, en algún momento determinado me referí la entropía, y haciendo un alto en el camino, antes de continuar con nuestro objetivo, quiero explicar aquí qué es la entropía:

Se denota con el símbolo S y está referida a la medida de la NO disponibilidad de la energía de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento de la entropía está acompañado por un descenso en la energía disponible. Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entropía (S) cambia en una cantidad igual a la energía transferida al sistema en forma de calor (Q) dividida por la temperatura termodinámica a la cual tiene lugar el proceso (T), es decir:

ΔS = Q/T

Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre está acompañado de un aumento de la entropía.

Resultado de imagen de La Entropía

En un sentido más amplio, la entropía puede ser interpretada como una medida del desorden; cuanto mayor es la entropía, mayor es el desorden.

Como cualquier cambio real en un sistema cerrado tiende a una mayor entropía, y por tanto a un mayor desorden, se deduce que si la entropía del universo está aumentando, la energía disponible está decreciendo (muerte térmica del universo), si se considera el universo como un sistema cerrado.  Este aumento de la entropía del universo es una manera de formular el segundo principio de la termodinámica.

También nosotros mismos, considerados individualmente como sistemas cerrados, estamos afectados por la entropía que con el paso del tiempo aumenta y perdemos energía ganando en desorden. El desorden físico de nuestro sistema animal que inexorablemente se encamina, imparable, al caos final. Claro que mientras eso llega, tenemos la obligación ineludible de contribuir, en la forma que cada cual pueda, para que el mañana sea mejor para aquellos que nos siguen.

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Continuemos con los objetos supermasivos y, tras el agujero negro, el más cercano en densidad es una estrella de neutrones. Objeto extremadamente pequeño y denso que se forma cuando una estrella masiva, de 1’5 a 2 masas solares, al finalizar la fusión, sufre una explosión de supernova de tipo II. Durante la explosión, el núcleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 1017 Kg/m3, los electrones y los protones están tan juntos que pueden combinarse para formar neutrones. El objeto resultante consiste sólo en neutrones; se mantiene estable frente a un mayor colapso gravitacional por la presión de degeneración de los neutrones, siempre que su masa no sea mayor que dos masas solares (límite de Oppenheimer-Volkoff). Si el objeto fuese más masivo colapsaría  hasta formar un agujero negro.

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Una típica estrella de neutrones, con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de solo unos 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terrón de azúcar con una masa igual a la de toda la humanidad.

Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor es su diámetro. Se cree que las estrellas de neutrones tienen un interior de neutrones superfluidos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza sólida de más o menos 1 Km de grosor compuesta por elementos como el hierro.

Los púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación. Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

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                                                                                        Quásares y Púlsares

Un púlsar es una fuente de radio desde la que recibimos señales altamente regulares. Han sido catalogados más de 700 púlsares desde que se descubrió el primero en 1.967. Como antes dije, son estrellas de neutrones que están en rápida rotación y cuyo diámetro ronda 20 – 30 Km. Están altamente magnetizadas (alrededor de 108 tesla), con el eje magnético inclinado con respecto al eje de rotación. La emisión de radio se cree que surge por la aceleración de partículas cargadas por encima de los polos magnéticos. A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro. Los períodos de los pulsos son típicamente de 1 s, pero varían desde los 1’56 ms (púlsares de milisegundo) hasta los 4’35. Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones pierden energía rotacional, aunque unos pocos púlsares jóvenes son propensos a súbitas perturbaciones conocidas como ráfagas.

Las medidas precisas de tiempos en los púlsares han revelado la existencia de púlsares binarios, y un pulsar, PSR1257+12, se ha demostrado que está acompañado por objetos de masa planetaria.

Resultado de imagen de pulsares y quasares

Han sido detectados destellos ópticos procedentes de unos pocos púlsares, notablemente los púlsares del Cangrejo y Vela.

La mayoría de los púlsares se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del núcleo de una estrella supergigantes (como en el caso de los agujeros negros pero en estrellas menos masivas), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones después de una acreción de masa de una estrella compañera, formando lo que se conoce como púlsar reciclado.

La gran mayoría de púlsares conocidos se encuentran en la Vía Láctea y están concentrados en el plano galáctico. Se estima que hay unos 100.000 púlsares en la galaxia. Las observaciones de la dispersión interestelar y del efecto Faraday en los púlsares suministran información sobre la distribución de electrones libres y de los campos magnéticos de la Vía Láctea.

                                El Pulsar Vela y sus alrededores

Los púlsares se denotan por el prefijo PSR seguido de la posición aproximada en ascensión recta (4 dígitos) y declinación (2 ó 3 dígitos), normalmente para la época 1.950,0. Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la época 1.950,0 o J para la época 2.000,0.

Nuestro universo es igual en todas partes. Las leyes que rigen en todo el universo son las mismas. La materia que puebla el universo, gases estelares, polvo cósmico, galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, también son iguales en cualquier confín del universo.   Todo el universo, por lo tanto, está plagado de agujeros negros y de estrellas de neutrones. En realidad, con el transcurso del tiempo, el número de estos objetos masivos estelares irá en aumento, ya que cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro o una estrella de neutrones, transformándose así en un objeto distinto del que fue en su origen. De gas y polvo pasó a ser estrella y después se transformó en un agujero negro o en una estrella de neutrones.

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* Sol fusionando hidrógeno en helio.

** 1017 kg/m3.  El material llega a estar tan junto que protones y electrones se funden y forman neutrones.

¡Las estrellas! Algo más que puntitos brillantes en el cielo

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en las estrellas y la Vida    ~    Comentarios Comments (0)

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Una muestra

 WISE: Nebulosas Corazón y Alma en Infrarrojo

“¿Está el Corazón y el Alma de nuestra Galaxia localizadas en Casiopeia? Posiblemente no, pero ahí es donde dos brillantes nebulosa de emisión apodadas Corazón y Alma descansan. La Nebulosa del Corazón, oficialmente catalogada como IC 1805 y visible en la parte superior derecha, tiene una forma en luz visible que nos recuerda a un clásico símbolo de un corazón. La imagen de arriba, sin embargo , fue realizada en luz infrarroja por el recientemente lanzado telescopio WISE. La luz infrarroja penetra bien dentro de las enormes y complejas burbujas creadas por la formación estelar en el interior de estas dos regiones de formación de estrellas.

Los estudios de estrellas y polvo como éstos encontrados en las Nebulosas Corazón y Alma se han focalizado en cómo se forman las estrellas masivas y cómo les afecta su entorno. La luz tarda unos 6.000 años en llegarnos desde estas nebulosas, que juntas abarcan unos 300 años luz.” (APOD)

Ubicadas en el brazo de Perseo de nuestra galaxia, la nebulosa Corazon (derecha) y la nebulosa Alma (izquierda) son muy brillantes (a pesar de eso es necesario un telescopio para verlas) en una region de la galaxia donde muchas estrellas se estan formando. IC 1805 (la nebulosa Corazon) es a menudo llamada tambien como la nebulosa del Perro Corriendo, debido obviamente a la apariencia de la nebulosa vista desde un telescopio.

http://bibliotecadeinvestigaciones.files.wordpress.com/2010/07/estrellas.jpg

 

 

Es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar engañoso (es la atmósfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente está allí ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusión no cesan. Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Foto de la estrella Sirio A y B a la izquierda inferior

 

Imagen de Sirio A (estrella grande) y Sirio B (estrella pequeña abajo a la izquierda) tomadas por el Telescopio Hubble (Créd. NASA). Sirio es la quinta estrella más cercana y tiene una edad de 300, millones de años. Es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V con temperatura superficial de 10 000 K y situada a 8,6 años luz de la Tierra. Es una estrella binaria y, de ella, podríamos contar muchas historias. La estrella fue importante en las vidas de Civilizaciones pasadas como, por ejemplo, la egipcia.

Lo que conocemos como estrella es una bola de gas luminosa que, durante una etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El término estrella, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún en formación y no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión nuclear haya comenzado, y también varios tipos de objetos más evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

En el centro de la Nebulosa del Corazón ¿Qué poderes

 

Seguimos en la Nebulosa del Corazón (otra región)

Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo que a veces tienen hasta años-luz de diámetro. Las moléculas de polvo, unidas a las de los gases, se rozan y se ionizan, se calientan y la nube comienza a girar lentamente. El enorme conglomerado, poco a poco se va juntando y la temperatura aumenta. Tal enormidad de materia crea una fuerza gravitatoria que hace contraerse la nube sobre sí misma; su diámetro y su temperatura en el núcleo es tal que se produce la fusión de los protones de hidrógeno que se transforman en un material más complejo, el helio, y ese es el momento en que nace la estrella que, a partir de ahí, puede estar miles de millones de años brillando y produciendo energía termonuclear.

La masa máxima de las estrellas puede rondar las 120 masas solares, es decir, ser 120 veces mayor que nuestro Sol, y por encima de este límite sería destruida por la enorme potencia de su propia radiación. La masa mínima para poder ser una estrella se fija en 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de la milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

 

 

La estrella Sirio es la más brillante y tiene el doble de tamaño que nuestro Sol

 

Eta Carinae (NGC 3372) tiene 400 veces el diámetro del Sol inmersa en esa Nebulosa que la esconde dentro del gas y el polvo-

 

 

Betelgeuse tiene 1.000 veces el díametro de nuestro Sol

Pero la estrella más grande conocida es:

 

 

VY Canis Majoris, supergigante roja que es aproximadamente 2.100 veces más grande que nuestro Sol.

El brillo de las estrellas (la luz y el calor) es el resultado de la conversión de masa en energía (E = mc2), por medio de reacciones nucleares, las enormes temperaturas de millones de grados de su núcleo, hace posible que los protones de los átomos del hidrógeno se fusionen y se conviertan en átomos de helio. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein (arriba reseñada), los siete gramos equivalen a una energía de 6’3 × 1014 julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan la luz y el calor de las estrellas, sino que también producen elementos pesados, más complejos que el hidrógeno y el helio que, posteriormente, son distribuidos por el universo, cuando al final de la estrella, esta explota en supernova, lanzando sus capas exteriores al espacio que de esta forma, deja “sembrado” de estos materiales el “vacio” estelar.

Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presecuencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca, estrella de neutrones y agujeros negros. Estas últimas son la consecuencia del final de sus vidas como tales estrellas, convirtiéndose en objetos estelares de una u otra clase en función de sus masas originales. Estrellas como nuestro Sol, al agotar el combustible nuclear se transforman en gigantes rojas, explotan en novas y finalmente quedan como enanas blancas. Si la masa es mayor serán estrellas de neutrones, y si aún son mayores, su final está en agujeros negros.

 

 

Nuestro Sol, nos parece un objeto enorme, grandioso que, es capaz, con su actividad de enviar a la Tierra luz y calor (radiación) para que podamos vivir los seres que la pueblan. Sin embargo, a pesar de su “grandeza”, la comparamos con otros objetos celestes y, desde luego, nos podemos quedar asombrados de que puedan existir cosas tan grandes como VY Canis Majoris. Podéis observar en ellas su tamaño en comparación con nuestro Sol.

El Color de las estrellas indican de qué materiales están conformadas y, así se compruena mediante el estudio de sus espectros.

  • Color azul, como la estrella I Cephei
  • Color blanco-azul, como la estrella Spica
  • Color blanco, como la estrella Vega
  • Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
  • Color amarillo, como el Sol
  • Color naranja, como Arcturus
  • Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

 

Otra clasificación es a partir de sus espectros, que indican su temperatura superficial. También por el color. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad. También evolución estelar y magnitudes aparentes y absolutas y el tipo espectral con la distancia en a. L., es otra de las clasificaciones.

Después de estas clasificaciones genéricas tenemos otras mas particulares y definidas referidas a estrellas binarias, estrellas capullo, con baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, estrella de la población I extrema, de la población intermedia, de la rama gigante asintótica, estrella de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio y, viceversa, estrella de metales pesados, de neutrones, estrellas de quarks (hipotética con densidad intermedia entre la estrella de neutrones y el agujero negro), estrella de referencia, de silicio, de tecnecio, de tiempo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estándar, evolucionada, etc.

La luz proveniente de la superficie caliente del Sol pasa a través de la atmósfera solar más fría, es absorbida en parte, por eso llega a nosotros presentando las características líneas oscuras en su espectro. Las líneas oscuras del espectro del sol coinciden con líneas de los espectros de algunos elementos y revelan la presencia de estos elementos en la superficie solar. Las longitudes de onda de las radiaciones se indican en nanometros (nm).

El Sol

 

Els Sol

                             De qué está hecho el Sol

La posición e intensidad de las líneas oscuras del espectro solar han permitido establecer que casi las tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el elemento más simple. Casi todo el resto es helio, el segundo elemento más simple. En suma, entre hidrógeno y helio suman alrededor del 98 por ciento de la masa solar. El 2% restante está compuesto, aproximadamente, por la siguiente proporción de elementos: 0,8% de oxígeno, 0,6% de carbono, 0,2% de neón, 0,15% de nitrógeno, 0,05% de magnesio, y, en menor porcentaje aún, hierro, sodio y silicio.

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuánto más antigua sea, más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad está directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados, más joven es la estrella.

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Un equipo japones de astrónomos han descubierto una fuerte correlación entre la metalicidad del disco de polvo protoplanetario y su longevidad. A partir de éste hallazgo proponen que las estrellas de baja metalicidad son menos propensas a tener planetas, incluyendo gigantes gaseosos, debido a la corta vida de los discos protoplanetarios.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

 

El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Picjering de la Universidad de Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes:

 

Clase Temperatura Color Convencional Masa Radio Luminosidad Líneas de absorción Ejemplo
O 28 000 – 50 000 K Azul 60 15 140 000 Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno 48 Orionis
B 9600 – 28 000 K Blanco azulado 18 7 20 000 Helio, hidrógeno Rigel
A 7100 – 9600 K Blanco 3,1 2,1 80 Hidrógeno Sirio A
F 5700 – 7100 K Blanco amarillento 1,7 1,3 6 Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Canopus
G 4600 – 5700 K Amarillo 1,1 1,1 1,2 Calcio, helio, hidrógeno y metales El Sol
K 3200 – 4600 K Amarillo anaranjado 0,8 0,9 0,4 Metales y óxido de titanio Albireo A
M 1700 – 3200 K Rojo 0,3 0,4 0,04 Metales y óxido de titanio Betelgeuse

 

Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).

 

La variedad de estrellas es grande y para los estudiosos fascinantes. Tal diversidad es debida a la evolución que desde su formación tiene cada tipo de estrella en función de su masa y de los gases y polvo cósmico que la forman y los que se crean en su núcleo (horno solar) a miles de millones de grados de temperatura capaces de transformar materiales simples como el hidrógeno hacia una gama más compleja y pesada que, finalmente, mediante la explosión de supernova (más temperatura), arroja al espacio materiales que, a su vez, forman nuevas estrellas de 2ª y 3ª generación con materiales complejos. La vida en nuestro planeta pudo surgir gracias a que en la Tierra había abundancia de estos materiales creados en las estrellas. Podemos decir, sin temor a equivocarnos que nosotros mismos estamos hechos del material creado en las estrellas lejanas que posiblemente, hace miles de millones de años explotó en supernova a millones de años luz de nuestro Sistema Solar.

Pero el Universo se rige por lo que llamamos las Fuerzas y Constantes Fundamentales de la Naturaleza, tenemos que decir que, precisamente, estas constantes son las que tienen el mérito de que las estrellas brillen en las galaxias y de que nosotros estemos aquí para mirar a los cielos y contemplar su belleza.

Las constantes fundamentales (constantes universales) están referidas a los parámetros que no cambian a lo largo del universo. La carga de un electrón, la velocidad de la luz en el espacio vacío, la constante de Planck, la constante gravitacional, la constante eléctrica y magnética se piensa que son todos ejemplos de constantes fundamentales.

 

Las fuerzas de la naturaleza que gobiernan la electricidad, el magnetismo, la radiactividad y las reacciones nucleares están confinadas a un “mundobrana” tridimensional, mientras que la gravedad actúa en todas las dimensiones y es consecuentemente más débil.

Las fuerzas fundamentales

 

 

Tipo de Fuerza

Alcance en m

Fuerza relativa

Función

Nuclear fuerte

<3×10-15

1041

Une Protones y Neutrones en el núcleo atómico por medio de Gluones.
Nuclear débil

< 10-15

1028

Es responsable de la energía radiactiva producida de manera natural. Portadoras W y Z
Electromagnetismo

Infinito

1039

Une los átomos para formar moléculas; propaga la luz y las ondas de radio y otras formas de energías eléctricas y magnéticas por medio de los fotones.
Gravitación

Infinito

1

Mantiene unidos los planetas del Sistema Solar, las estrellas en las galaxias y, nuestros pies pegados a la superficie de la Tierra. La

El hipotético gravitón transporta la Gravedad pero está fuera del Modelo estándar


Las constantes fundamentales


Constante

Símbolo

Valor en unidades del SI

Aceleración en caída libre

g

9,80665 m s-2

Carga del electrón

e

1,60217733(49) × 10-19 C

Constante de Avogadro

NA

6,0221367 (36) × 1023 mol-1

Constante de Boltzmann

K=R/NA

1,380658 (12) × 10-23 J K-1

Constante de Faraday

F

9,6485309 (29) × 104 C mol-1

Constante de los gases

R

8,314510 (70) × J K-1 mol-1

Constante de Loschmidt

NL

2,686763 (23) × 1025 mol-3

Constante de Planck

h

6,6260755 (40) × 10-34 J s

Constante de Stefan-Boltzmann

σ

5,67051 (19) × 10-8 Wm-2 K-4

Constante eléctrica

ε0

8,854187817 × 10-12 F m-1

Constante gravitacional

G

6,67259 (85) × 10-11 m3 Kg-1 s-2

Constante magnética

μ0

× 10-7 Hm-1

Masa en reposo del electrón

me

9,1093897 (54) × 10-31 Kg

Masa en reposo del neutrón

mn

1,6749286 (10) × 10-27 Kg

Masa en reposo del protón

mp

1,6726231 (10) × 10-27 Kg

Velocidad de la luz

c

2,99792458× 108 m s-1

Constante de estructura fina

α

2 π e2/h c

 

Unas pueden ser más constantes naturales que otras, pero lo cierto es que, de momento, han servido como herramientas eficaces.

La última lección importante que aprendemos de la manera en que números puros como α (alfa) definen el mundo, es el verdadero significado de que los mundos sean diferentes. El número puro que llamamos constante de estructura fina, e indicamos con α, es como hemos dicho antes, una combinación de e, c y h (el electrón, la velocidad de la luz y la constante de Planck). Inicialmente, podríamos estar tentados a pensar que un mundo en el que la velocidad de la luz fuera más lenta sería un mundo diferente. Pero sería un error. Si e, h y c cambian de modo que los valores que tienen en unidades métricas (o cualesquiera otras) fueran diferentes cuando las buscamos en nuestras tablas de constantes físicas, pero el valor de α permaneciera igual; este nuevo mundo sería observacionalmente indistinguible de nuestro mundo. Lo único que cuenta en la definición del mundo son los valores de las constantes adimensionales de la naturaleza.

 

Si pudiéramos coger una Gran Nave superlumínica y recorriéramos el espacio interestelar paseando por las distintas regiones del Universo, veríamos que, todo es igual en todas partes: Cúmulos y supercúmulos de Galaxias, Galaxias cuajadas de estrellas en cúmulos y sueltas con sus sistemas planetarios, púlsares de giros alucinantes, magnéteres creando inmensos capos electromagnéticos, agujeros negros que se tragan todo lo que traspasa el Horizonte de suscesos, Hermosas y brillantes Nebulosas de las que surgen las nuevas estrellas.

Está claro que pensar siquiera en que en nuestro universo, dependiendo de la región en la que nos encontremos, habrá distintos leyes físicas, sería pensar en un universo chapuza. Lo sensato es pensar como Einstein y creer que en cualquier parte del universo rigen las mismas leyes físicas, hasta que no se encuentre pruebas reales a favor de lo contrario, los científicos suponen con prudencia que, sea cual fueren las causas responsables de las pautas que llamamos “Leyes de la Naturaleza”, es mucho más inteligente adoptar la creencia de la igualdad física en cualquier parte de nuestro universo por muy remota que se encuentre; los elementos primordiales que lo formaron fueron siempre los mismos,

Cuando los físicos empezaron a apreciar el papel de las constantes en el dominio cuántico y explotar la nueva teoría de la gravedad de Einstein para describir el universo en conjunto, las circunstancias eran las adecuadas para que alguien tratara de casarlas.

 

 

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Sí, el Universo podría ser considerado como la mayor Obra de Arte que, a su vez, es capaz de generar otras Obras de Artes que, en alguna ocasión, dan mucho que pensar, ya que, el surgir de la vida partierndo del simple hidrógeno que evoluciona en las estrellas del cielo…es ¡Increíble! pero, sin embargo, nada más cierto hay.

Así entró en escena Arthur Stanley Eddington: un extraordinario científico que había sido el primero en descubrir cómo se alimentaban las estrellas a partir de reacciones nucleares. También hizo importantes contribuciones a nuestra comprensión de las galaxias, escribió la primera exposición sistemática de la teoría de la relatividad general de Einstein y fue el responsable de la expedición que durante un eclipse de Sol, pudo confirmar con certeza la predicción de la relatividad general que debería desviar la luz estelar que venía hacia la Tierra en aproximadamente 1’75 segundos de arco cuando pasaba cerca de la superficie solar, cuyo espacio estaría curvado debido a la gravedad generada por la masa del Sol. En aquella expedición, el equipo de Eddington hizo una exitosa medición del fenómeno desde la isla Príncipe, que confirmó que Einstein tenía razón y que su teoría predecía de manera exacta la medida de curvatura del espacio en función de la masa del objeto estelar que genera la gravitación distorsionando el espaciotiempo a su alrededor.

Resultado de imagen de la luz solar

El pasado año 2.015 fue el Año Internacional de la Luz, y, no debemos perder de vista que la luz tiene tanto importancia para vida como el agua. Sin luz tendríamos un planeta oscuro con un asola nochr eterno, frío de tenebroso, sin esos bellos rincones que se pueden conformar cuando la luz, encide en una montaña, en el bosque, en el horiozonte del Océano, o, simplemente sew refleja en la blanca nieve, en las olas del Mar o en una atronadora catarata.

La luz Natural es un don que nos dio la Natursleza y hace posibre que esa luz y ese calor que el Sol nos envia, haga posible la vida en el planrte, se produzca la tan necesario fotosíntesis, y muchos más beneficiosos fenónomemos que, no siempre sabemos valorar en su justa medida.

emilio silvera